[CII] 158 μm ラインは星間物質の冷却に最も重要であるが、天体により かなりの変化が見られる。この放射が銀河スケールで何に由来するかは未だ 謎である。候補としては、光解離領域、冷たい星間物質、から暖かい電離領域 まで様々に挙げられている。以前の [CII] 観測は分解能が銀河で数 kpc で 様々な成分の混合放射を観測していた。ここでは [CII] を渦状腕のスケールで 観測し、ラインの起源と星形成活動との関係を調べた。

　ここでは ISO による M31 腕の切れ端を [CII], [OI] で観測した結果を述べる。 結果は CO, HI など中性ガストレーサーと Hα スピツアー 24 μm など 星形成活動指標と比べられた。その結果、[CII] 放射分布は両者と驚くほど 似ていることが判った。一方、中性ガスとの相関はそれ程良くない。水素原子 一個当たりの [CII] 冷却率は図の端での値 2.7 × 10^-26 erg s^-1atom^-1 から、星形成域での 1.4 × 10^-25 erg s^-1atom^-1 へと大きく変化する。 [CII]/FIR_42-122 比は約 2% で殆ど一定であるが、この値は通常引用 されるのより３倍大きい。これは M31 が異常なのではなく、比較した銀河の値 ではこの比が小さな銀河中心域が含まれるからである。